estrutura da matéria -...

Estrutura da MatériaEstrutura da Matéria

Unidade I:A Origem da Matéria:

do macro ao micro e alémAula 2:

Teoria do Big Bang, Nucleossíntese Primordial e Estelar

http://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/Estrutura.html

Cosmologia

wikipedia: Cosmologia (do grego κοσμολογία, κόσμος="cosmos"/"ordem"/"mundo" + -λογία="discurso"/"estudo") é o ramo da astronomia que estuda a origem, estrutura e evolução do Universo a partir da aplicação de métodos científicos.

O modelo cosmológico mais aceito hoje em dia é a teoria do Big Bang.

O termo Big Bang foi criado em 1948 pelos astrofísicos Bondi, Gold e Hoyle para zoar a proposta, de que o Universo teria nascido de uma singularide inicial.

Resumo

Teoria do Big Bang

0:

Big Bang, começo do tempo.O Universo “nasce” de umasingularidade inicial, q. d. umestado de densidade etemperatura infinitas.

Desde então: Expansão, redução da temperatura.

até ~5·10-44 sec (T ≥ 1032 K):

Época de Planck: densidade e temperatura altas demais para ser tratada pela física que conhecemos hoje.

Teoria do Big Bang

5·10-44 s - 10-36 s: T ≥ 1028 K:

Época da GUT (Grand UnifiedTheory, “Grande TeoriaUnificada”): As forças eletro-magnética, nuclear forte e fracaeram unificadas em uma.

O Universo consistia de uma “sopa” primordial de quarks (os constituentes dos prótons e dos nêutrons) e partículas transportadores de forças (fótons, grávitons, gluons, ...).Matéria e anti-matéria se formavam e aniquilavam constantemente.

Teoria do Big Bang

10-36 s - 10-34 s (T ~ 1028 K):

Inflação: aumento exponencialdo tamanho do Universopor um fator ≥ 1043 em < 10-34 s.

A “sopa” primordial continuou,mas parte das partículas virtuais(aquelas que estavam seformando e aniquilando)se tornaram reais.

Nesta época devem ter sidoemitidas fortes ondasgravitacionais.

Teoria do Big Bang

10-34 s – 10-11 s:1028 K ≥ T ≥ 1015 K:

Época Eletrofraca: As forçaseletromagnética e fraca aindaeram unificadas em uma,a força eletrofraca, enquantoa força forte já era uma forçadistinta.

A “sopa” primordial continuou. Esta época é, às vezes, chamada de “grande deserto”, por que não houve formação de partículas novas.

Teoria do Big Bang

10-11 s – 1 ms:1015 K ≥ T ≥ 1012 K:

Época das Partículas:As forças eletromagnética efraca se “desacoplaram”,q. d. se tornaram duas forçasdistintas.

A “sopa” primordial se tornou prótons e nêutrons (bárions, 3 quarks) e mésons (pares quark-antiquark), sobrando de um pequeno desequilíbrio entre matéria e anti-matéria 109+1 : 109.São os mesmos prótons e nêutrons que constituem a matéria hoje.

Teoria do Big Bang

1 ms – ~5 min:1012 K ≥ T ≥ 109 K:

Época da Núcleossintese:Fusão nuclear dos prótons enêutrons, formando núcleosde hélio e um pouquinho dedeuterio, lítio e berílio.=> composição química primordial do Universo:H (~76 %), He (23 a 24 %), D (0.01 %), Li (< 0.01 %).~98 % dos átomos de hoje

Teoria do Big Bang

4 min – ~378'000 anos:109 K ≥ T ≥ 3000 K:

Época dos Núcleos:Núcleos e elétrons interagindoconstantemente com fótons(“partículas de luz”).

Teoria do Big Bang

~378'000 anos, T ~3000 K:

Final da Época dos Núcleos“Re-combinação”: núcleos eelétrons formando átomos:elétricamente neutros=> não interagiam mais comos fótons=> Desde então, a luz pode viajar livremente pelo espaço, “o Universo se torna transparente”.A luz emitida/espalhada pouco antes, na “superfície de última difusão” ainda está permeando o Universo hoje e pode ser observada como Radiação Cósmica de Fundo.

Teoria do Big Bang

A partir das 378'000 anos:

Época dos Átomos:átomos e plasma consistindode íons e elétrons.

Após alguns 100 mi. de anos(T ~ 15 K):Formação de estrelas e galáxias

A partir ~1 bi. de anos até hoje:

Época das galáxias:Galáxias se formando e fusionando, formando Grupos, Aglomerados e Super-Aglomerados

Cosmologia Relativística

A expansão do Universo vai continuar por sempre?

Isto depende do balanço entrevários fatores:

- A taxa da expansão.

- A densidade da matéria:A atração gravitacional da matéria freiaa expansão.A partir de uma certa densidade,chamada densidade crítica,a gravitação consegue parar e reverter a expansão, resultando no recolapso do Universo (Big Crunch).

- A Energia Escura, relacionada à constante cosmológica Λ,que tende a acelerar a expansão.Até recentemente, os cientístas acreditavam que Λ era 0.


A expansão do Universo vai continuar por sempre?

Podemos fazer um diagramados possíveis destinos doUniverso em função dasdensidades de matéria eEnergia Escura.


Esta expansão vai continuar por sempre?

Medidas recentes indicam que:

- A matéria no Universo não chega nem perto da densidade necessária para parar e reverter a expansão.A matéria “comum” (átomos), também chamada de bariônica, equivale a apenas 5 % da densidade crítica.Além dela, parece existir uma matéria invisível, de outra natureza (p. e. partículas elementares ainda não detectadas), em quantidade 5 a 6 vezes maior do que a bariônica,chamada Matéria Escura não-bariônica.Juntas, as matérias bariônica e Escura não-bariônica equivalem a apenas da ordem de 31 % da densidade crítica.

=> O Universo continuará expandindo


Esta expansão vai continuar por sempre?

- Pior ainda: A Energia Escura não é nada zero. Ela é da ordem de 69 % da densidade crítica.=> O Universo não só continuará expandindo, a expansão está acelerando!

Juntas, as matérias bariônica e Escuranão-bariônica e a Energia Escuraequivalem à densidade crítica.

=> 95 % do Universo são de naturezadesconhecida !!!quer dizer: Matéria Escura eEnergia Escura

O modelo cosmológico que contém todos estes ingredientes se chama ΛCDM (do inglês “Λ Cold Dark Matter”, o “Cold” se refere à natureza da Matéria Escura), ou modelo padrão.

26%

Composição do Universo

69%

5%

Resumo

Origem dos Elementos Primordiais

No espaço inter-galáctico, há nuvens de gás tênue,que pouco mudaram desde a sua formação.=> Elas ainda têm a mesma composiçãoquímica que logo depois do Big Bang(composição primordial).

Nestas nuvens, e no resto do Universo,23 a 24 % dos átomos são de hélio, que sópodem ter sido formados na Época daNúcleossíntese, de 1 ms a 5 min depois doBig Bang, quando densidade e temperatura doUniverso eram altas o suficiente parapossibilitar a fusão nuclear, ou nucleossíntese,dos prótons e nêutrons formados no primeiro millissegundo.

Além de hélio, foram formados montantes microscópicos de deutério, hélio-3, lítio e berílio, Os outros ~76 % dos átomos são de hidrogênio.

Núcleossintese primordial

Origem dos Elementos Primordiais

Através do montante de hélio nacomposição primordial, dá pracalcular (Alpher e Herman, 1948)- a duração da época da núcleossíntese, ~5 min- Temperatura e densidade da matéria “comum”, ou bariônica no final destes 5 min.

Os montantes de deutério,hélio-3 e lítio permitem cálculosmais sofisticados das condições nos primeiros 5 min do Universo.

Origem dos Elementos

E os demais 104 ou 105 elementos presentes no Universo, de onde eles vêm?

Eles foram formados por fusão nuclear no interior das estrelas e em Supernovas (explosões de estrelas de alta massa no final das suas vidas).

=> Temos que saber um pouco mais sobre estrelas e evolução estelar.

Uma Estrela é uma bola massiva e brilhante de gás quente, a fonte de energia principal sendo a fusão nuclear (estável) no seu interior.

As propriedades de estrelas variam por muitas ordens de magnitudes:

- Massas de 0.072 M☉ a ~150 M

☉ (massas solares)

- Raios de ~0.12 R☉ (um pouco maior que Júpiter)

a ~1700 R☉ (1.2·109 km ou quase 8 AU)

- Temperaturas de 2000 K a 50'000 K- Luminosidades de ~10-5 L

☉ a ~106 L

☉

Estrelas

Evolução Estelar

Problema: A evolução estelar é muito lenta. Em nossas~5000 anos de observação, a maioria das estrelas nãomudou de maneira observável.

Estamos na situação de umalienígeno observando umapraça em Nova York, vendopessoas em idades (estágiosevolutivos) diferentes, e que temque determinar, como decorre avida (evolução) do ser humano,e ele tem só dois minutos detempo de observação à disposição.=> Ele não vê as pessoas envelhecerem (evoluirem).

=> Precisamos de modelos de evolução estelar.

Resultados dos Modelos Estelares

- O destino de uma estrela é determinado pela sua massa.

- Quanto maior é a massa da estrela, tanto maior são densidade, pressão e temperatura no interior=> tanto mais rápidamente decorre a sua evolução (incl. a sua evolução proto-estelar => aula anterior), e tanto mais elementos podem ser formados no seu caroço

Evolução Estelar

M < 0.072 M☉:

Tcaroço

< 107 K => não ocorre fusão nuclear estável

=> “estrela frustrada”, Anã Marrom, “Jupiter”

M > ~150 M☉:

Fusão já começa antes da relaxação da estrela=> Estrela se desfaz antes de se formar

0.072 M☉ < M < ~150 M

☉:

Tcaroço

> 107 K => ignição do H => fusão nuclear

=> Estrela comum, “estrela anã” como o Sol- 0.072 M

☉ < M < ~8 M

☉: estrelas de baixa massa

- ~8 M☉ < M < ~150 M

☉: estrelas de alta massa

! Os limites entre as faixas de massa podem diferir muito de acordo com a fonte consultada. Alguns astrônomos ainda usam uma faixa de estrelas de massa intermediária.

Evolução Estelar

Uma regra geral da evolução estelar:

Quanto maior a massa da estrela,- tanto maior são as temperatura e densidade que ela alcança no seu interior,- tanto mais rapidamente ocorre a fusão nuclear,- tanto mais elementos são formados- tanto mais curta é a sua vida, apesar do montante maior de “combustível” (hidrogênio para queimar) disponível:

- uma estrela de 0.1 M☉ vive uns 1012 anos

(muito mais que a idade atual do Universo)- uma de 1 M

☉ (i.e. o Sol), uns 10 bi. anos

- uma de 60 M☉, apenas uns 3 mi. anos

Evolução Estelar

1a fase: Queima de Hidrogênio no caroço(Sequência Principal)

O Sol está neste estágio.

Tcaroço

> 107 K:

No caroço se formahélio pelo ciclo p-p

MHe

~ 0.993·4·MH

=> perda de massa => Energia liberada (já que massa é energia, segundo E = m·c2)

=> Fonte quase inesgotável de energia

Evolução Estelar

Evolução Estelar1a fase: Queima de Hidrogênio no caroço(Sequência Principal)

Caso M > 1.2 M☉, a temperatura

no núcleo chega a 15·106 K,tão alta, que um segundoprocesso que transformaH em He pode ocorrer,e a partir de 17·106 K, estesegundo processo domina:o Ciclo CNO.

Evolução Estelar1a fase: Queima de Hidrogênio no caroço(Sequência Principal)

O ciclo (ou cadeia) p-p e o Ciclo CNO diferem da nucleossíntese primordial (que também transforma hidrogênio em hélio), por que, no interior das estrelas não há neutrons livres à disposição.Estes decairam pelo decaimento β (n → p + e- + ν

e)

logo depois da época da nucleossíntese primordial,já que eles têm um tempo de vida da ordem de 15 min.

Esta fase corresponde a 80 a 90 % da vida de uma estrela.

2a fase: Gigante Vermelha

Quando o Hidrogênio no caroço se esgota:

- O caroço se contrai.- A camada acima “cai” em cima do caroço, se esquenta e começa a queimar hidrogênio.

- O envelope se esquenta e expande. Em reação, a superfície resfria.

=> A estrela aumenta (muito) de tamanho e se torna uma Gigante Vermelha.

Além do aumento de tamanho, esta fase é caracterizada por ventos fortes.

Evolução Estelar

Estrela tipoSolar

Gigante vermelha


Comparaçãoda estruturado Sol atualcom aGiganteVermelhaque ele será,...

Evolução Estelar


... e do seutamanhoantes e depois.

Ele provavelmenteengolirá Mercúrioe Vênus, e talveza Terra.

Evolução Estelar

3a fase: Ramo Horizontal

Quando Tcaroço

> 108 K:

No caroço se forma carbono,por mais um processo defusão nuclear, o processo α triplo,a “queima” de He.

Estrelas < 0.5 M☉ nunca

alcançarão a temperaturanecessária para o processo α triplo.Elas “morrerão” como Anãs Brancas (estrelas mortas)de hélio,após uma “vida” de mais que a idade atual do Universo.

Evolução Estelar


Na camadaacima donúcleocontinuaa queima dehidrogênio.

Enquanto ocaroçoexpande,o envelopese contrai eesquenta.

Evolução Estelar


Resumo

O processo α triploem mais detalhes.

Evolução Estelar

4a fase: Gigante do Ramo Assintótico

Quando o hélio no ca-roço também se esgota:

- contração do caroço (outra vez)- queima de He em camada acima- queima de H em camada acima desta- envelope expande e resfria, similar ao que acontece numa Gigante Vermelha, só que maior e mais luminoso ainda.

Evolução Estelar

Camada de queima de H

Caroço de carbono

Camada de queima de Hélio

Camadas exteriores em

expan-são●

bla

Nascer do Sol sobre Marte em 5 bio anos


Evolução Estelar


Estrutura na escala certa.

Evolução Estelar

A Morte de uma Estrela de Baixa Massa

Se for uma estrela de massa baixa (M < 8 M☉), a história

termina aqui:

Certa hora, o caroço para de se contrair, por ser sustentado por um novo tipo de pressão, a pressão de degeneração eletrônica.

O Envelope que estava caindo em cima rebate e é ejetado.

O que sobra do núcleo é uma Anã Branca (de C-O, p. estrelas de < 4 M

☉, ou de O-Ne-Mg, estr. de > 4 M

☉),

enquanto o envelope ejetado é chamado Nebulosa Planetária.

Evolução Estelar

A Morte de uma Estrela de Baixa Massa

Evolução Estelar

Nebulosa Planetária Anã Branca(interpretação

artística)

5a fase (Estrela de Massa Alta)

Se for uma estrela de alta massa, o caroço atinge temperaturas altas o suficiente para acontecerem mais reações nucleares.

Enquanto o caroço se esquenta, são produzidos cada vez mais elementos.

A queima dos elementos ocorre em camadas, como de uma cebola:Uma camada de queima de hidrogênio em cima da camada de queima de hélio, em cima de ... etc.

Evolução Estelar


Tcaroço

> 6·108 K:

queima de carbono=> neônio (e hélio),

Tcaroço

> 1.5·109 K:

queima de oxigênio => silício (e hélio),

Tcaroço

> 1.2·109 K:

queima de neônio => magnésio (e oxigênio), ...

Evolução Estelar


... e, finalmente

Tcaroço

> 2.7·109 K:

queima de silício(após uma voltinhapelo níquel e o cobalt)=> ferro

A história termina aqui, por que ferro é oelemento de menor energia por núcleon.A fusão nuclear de ferro para formarelementos mais pesados custaria energia.=> não acontece espontaneamente.

Evolução Estelar


Como emcada passoé geradomenos energiapor núcleon,as fases sãocada vezmais curtos(o último da ordemde um dia!).

Evolução Estelar

Energialiberadana fusão

Queima de hidrogênio

Queima de hélio

Queima de oxigênio

Queima de carbono

Queima de silício

Caroço de ferro


estrutura decamadas

fases comventos fortes:

=> Origem dos elementos até ferro no Universo.

Evolução Estelar


Estruturanaescalacerta

Evolução Estelar

A Morte de uma Estrela de Massa Alta

A pressão de degeneraçãoelétrônica no caroço de ferrosuporta uma massa máxima.

Quando o caroço ultrapassaeste limite, o que acontecequando a densidade centralé de ~5·1012 kg/m3, e atemperatura central, de~7·109 K, o caroço implode,e o resto da estrela explodenuma explosão gigantescachamada Supernova (SN).

Evolução Estelar

Remanescente de uma Supernova

Estas Supernovasenriquecem o meiointerestelar com oC, O, Ne, Mg e Sido envelope.

Nestas SNs também,as temperaturas edensidades chegama ser tão altas, queos elementos maispesados do que Fepodem ser produzidos,o que explica aexistência destes elementos no Universo.

Supernovas de Colapso

Simulação de uma Supernova (MPA Garching)

Origem dos Elementos

E por que os elementos mais pesados não foram formados já na época da nucleossíntese, logo depois do Big Bang?Afinal, a temperatura era de 109-1012 K, bem maior do que a temperatura necessária para a formação de carbono pelo processo triplo α, 108 K.

Por que o processo triplo α é muito lento. Demora dezenas de milhares de anos para transformar um montante significativo de He em C.Nos 5 minutos da Época da Nucleossíntese, não houve tempo pra isso.Por outro lado, as estrelas vivem por bilhões de anos.

Origem dos Elementos (Resumo)

=> ~98 % dos átomos do Universo atual foram formados na Época da Núcleossintese (1 ms – ~5 min depois do Big Bang)=> composição química primordial do Universo:H (~76 %), He (23 a 24 %), D (0.01 %), Li (< 0.01 %).

- Os outros 2 %, ou seja todos os outros 104 ou 105 elementos estáveis foram formados mais tarde por fusão nuclear em Estrelas e Supernovas.

Exceção: Lítio, Berílio e Boro são instáveis a altas temperaturas e são destruídas no interior das estrelas. O pouquinho destes elementos que é observado vem de colisões de Raios Cósmicos com H e He no meio interestelar.


Elementos formados no decorrer do tempo:

1. Época das partículas (até 1 ms)

√



2. Época da nucleossíntese (até 5 min)

√ √ (√ √)



3. Em estrelas de baixa massa

√ √ (√ √ √)√ √ √



4. Em estrelas de massa intermediária ou alta

√ √ (√ √ √)√ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √



5. Em choques Raios Cósmicos - Matéria Interestelar

√ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √



6. Em supernovas

√ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √ √


Abundâncias dos Elementos no Universo


Abundâncias dos Elementos no Sistema Solar


Abundâncias dos Elementos na Terra

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FIM pra hoje

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